Le stelle massicce nascono da zone maggiormente dense di materia interstellare: la protostella.
Le stelle si formano da agglomerati di materia interstellare, i
globuli di Bok, dai quali, per successiva contrazione
gravitazionale, scatenata da esplosioni di stelle massicce e da
scontri tra nubi di gas e polveri, si origina la protostella.
Essa è caratterizzata da un nucleo, sede di intense
trasformazioni nucleari, come la fusione dell Idrogeno in
Elio, e da una temperatura di 10 milioni di gradi.
La protostella attrae la materia circostante, e i materiali più
pesanti cadono al centro producendo una progressiva contrazione
dell ammasso stesso.
Dopo un lungo periodo di equilibrio, la tendenza alla contrazione
gravitazionale prevale sulla tendenza all espansione dovuta
alla pressione dei gas, e la protostella, bruciato quasi tutto l
Idrogeno, avvia la fusione dell Elio in Carbonio. Ma la
reazione libera grandi quantità di energia non dissipabili dalla
superficie stellare.
Gli strati superficiali si espandono raffreddandosi, e la stella
aumenta il proprio diametro di 250 volte e si trasforma in
gigante rossa.
Solo le stelle che superano il limite
di Chandrasekar (1,44 masse solari) sono considerate stelle
massicce.
Ultimata la
fusione del Carbonio in ossigeno, il corpo celeste appare come un
insieme di strati concentrici, dall interno verso l
esterno: ossigeno, carbonio, elio, idrogeno.
Ma la massa della stella è tale da permettere il consumo di
altra energia per continuare le reazioni nucleari. L
ossigeno fonde in magnesio, silicio e ferro.
I fisici hanno individuato come condizione di questa fase
evolutiva della stella, il superamento di 1,44 masse
solari. Tale limite è stato definito limite di Chandrasekar.
Il ferro è un elemento assai stabile, e in quanto tale un
pessimo combustibile nucleare. Venendo meno l equilibrio
con la forza gravitazionale, la stella riprende a contrarsi. In
tal modo la temperatura cresce vertiginosamente, e gli strati
superficiali si espandono, fino a esplodere violentemente, per l
impossibiltà di dissipare l energia prodotta. La stella è
detta supernova e assume la parvenza di un faro celeste, data la
sua intensa luminosità, che può egugliare per ore o giorni
quella della galassia a cui appartiene.
Nel caso di stelle supermassicce la massa restante, ammettendo
una perdita di meteria nell ordine del 90%, supera comunque
il limite di Chandrasekar e la contrazione del nucleo
sopravvissuto riprende inesorabilmente.
La stella a neutroni, o pulsar, collassa
gravitazionalmente all infinito, se la massa supera la
densità critica.
Il diametro del nucleo si riduce quindi a una ventina di
chilometri ma la sua massa è pari a uno o due Soli. Gli spazi
fra gli atomi quindi si annullano, i nuclei atomici entrano in
contatto e si trasformano in neutroni.
Nel 1967 furono scoperte le prime sorgenti che emettevano onde
radio caratterizzate da pulsazioni brevissime e regolari. Per
tale motivo furono erroneamente denominate pulsar, o stelle
pulsanti.
In realtà, le pulsar non sono altro che stelle di neutroni,
ovvero i nuclei collassati di supernove, che, ruotando a velocità
incredibili attorno a se stesse, in meno di un secondo, producono
onde elettromagnetiche.
E stata per esempio individuata una pulsar nella Nebulosa
Del Granchio. Emette lampi di radiazioni 30 volte al secondo, in
sintonia con gli impulsi a radiofrequenza. In generale però le
pulsar sono troppo deboli per essere visibili otticamente.
(Una pulsar ruota sul proprio asse a grandi velocità Im@x 99)